ABSTRACT We present a model for the “Bondi-Hoyle tail” left behind by the hypersonic passage of a compact, massive object through a dense, radiative environment. We derive simple equations for the flow velocity and the mass along the tail, and obtain numerical and approximate analytical solutions for the steady state problem. We then study a time-dependent problem in which the source first travels within a dense cloud, and then emerges into a low density environment. This flow results in the production of a trail of dense gas joining the source at the point in which it emerged from the dense cloud. This trail has a linear velocity vs. position profile.

RESUMEN Presentamos un modelo para una “cola de Bondi-Hoyle” producida por el pasaje hipersónico de un objeto compacto masivo a través de un medio ambiente radiativo. Derivamos ecuaciones sencillas para la velocidad y la masa del flujo a lo largo de la cola, y obtenemos soluciones numéricas y analíticas aproximadas del problema estacionario. Luego estudiamos el problema con dependencia temporal de una fuente que primero viaja dentro de una nube densa y luego emerge a un medio ambiente de baja densidad. Este flujo tiene como resultado la producción de una estela que conecta la fuente con el punto del cual ésta emergió de la nube densa. Esta estela tiene una velocidad que depende linealmente de la posición.

ABSTRACT Relativistic, corkscrew jets are produced by some Galactic compact objects (notably, the SS433 outflow) and by some of the central monsters of quasars or AGN. As the result of arrival time-delay effects, the projections of the outflow locus onto the observed plane of the sky are remarkably different for the (blueshifted) jet and the (redshifted) counterjet. In terms of a ballistic, precessing jet model, we show that for a range of outflow parameters these relativistic effects correspond to apparent changes in: the orientation angle of the precession axis, the opening angle of the precession cone and the flow velocity. This description is appropriate for outflows with v/c ≤ 0.5.

RESUMEN Jets relativistas en forma de tirabuzón se producen por algunos objectos compactos galácticos (notablemente, el flujo de SS433) y por algunos de los monstruos centrales de cuásares y AGN. Como resultado de efectos de tiempos de arribo de la luz, las proyecciones de los flujos sobre el plano del cielo observado son llamativamente distintas para el jet (corrido al rojo) y para el contrajet (corrido al azul). En términos de un modelo de jet precesante balístico, mostramos que para un intervalo de parámetros del flujo estos efectos relativistas corresponden a cambios aparentes en: la orientación del eje de precesión, el ángulo de apertura del cono de precesión y la velocidad del flujo. Esta descripción es apropiada para flujos con v/c ≤ 0.5.

ABSTRACT We present a model for the HII region and stellar wind bow shock formed by runaway O stars passing through the Galactic disk. We develop a quasi-analytic approach in which the absorption of stellar ionizing photons by the bow shock is considered. With these models we study the transition between a detached ionization front (leading the bow shock) and an ionization front trapped by the stellar wind bow shock. We find that for an O7 star one needs to have a stellar velocity of only a few km/s and an environmental density > 105 cm−3.

RESUMEN Presentamos un modelo para la región HII y para el choque de proa del viento estelar producidas por estrellas O fugadas pasando a través del plano galáctico. Desarrollamos un modelo cuasi-analítico que incluye la absorción de los fotones ionizantes estelares por el choque de proa. Con estos modelos estudiamos la transición entre un frente de ionización libre (que precede al choque de proa) y un frente de ionización atrapado por el choque de proa. Encontramos que para una estrella O7 se necesita una velocidad estelar de unos pocos km/s y una densidad ambiental > 105 cm−3.

Resumo Nosso estudo avaliou o comportamento de oviposição de Anastrepha fraterculus (Wiedemann, 1830) e Ceratitis capitata (Wiedemann, 1824) em cinco espécies frutíferas. Maçãs, goiabas, mangas, pêssegos e tangerinas foram expostos à infestação por 6, 12 e 24 horas. Anastrepha fraterculus e C. capitata apresentaram comportamento de oviposição diferente em maçãs e tangerinas e comportamentos de oviposição semelhante em goiabas, mangas e pêssegos. Houve correlação positiva entre tempo de infestação e pupas/kg, bem como entre pupas/fruta e taxa de sobrevivência dos imaturos. Neste estudo, apresentamos discussões sobre o comportamento de oviposição de moscas e o índice reprodutivo do hospedeiro. Esse índice pode refletir a capacidade reprodutiva que cada espécie frutífera oferece para cada espécie de mosca. Nesse caso, a taxa de recuperação de adultos foi superior a 89% no maior índice de infestação observado em goiaba (185 A. fraterculus por unidade de fruta) e pêssego (220 C. capitata por unidade de fruta). Compreender a capacidade reprodutiva de cada hospedeiro pode ajudar na análise de risco e no manejo das moscas-das-frutas.

Abstract Our study evaluated the oviposition behaviour of Anastrepha fraterculus (Wiedemann, 1830) and Ceratitis capitata (Wiedemann, 1824) in five fruit species. Apples, guavas, mangoes, peaches and tangerines were exposed to infestation for 6, 12 and 24 hours. Anastrepha fraterculus and C. capitata showed different oviposition behaviour in apples and tangerines and similar oviposition behaviour in guavas, mangoes and peaches. There was a positive correlation between infestation time and pupae/kg, as well as between pupae/fruit and the survival rate of the immature (pupal viability). In this study, we present discussions about the oviposition behaviour of flies and the host infestation index. This index can reflect the reproductive capacity that each fruit species offers for each fly species. Here, we see an adult recovery rate greater than 89% in the highest infestation index observed in guava (185 A. fraterculus per unit fruit) and peach (220 C. capitata per unit fruit). Understanding the reproductive capacity of each host can help with risk analysis and the management of fruit flies.

ABSTRACT We present a new plasmon model for a cometary clump moving supersonically in an environment with a non-zero gas pressure. We find that the environmental pressure produces a cutoff in the wings of the cometary clump, therefore resulting in quite \stubby" plasmons for a large range of ow Mach numbers. We derive a relation between the length-to-width ratio of the plasmon and the Mach number M of the ow, which could be used to directly derive M from observations of (appropriate) cometary clumps.

RESUMEN Presentamos un nuevo modelo de plasmón para un nudo cometario moviéndose supersónicamente respecto de un medio ambiente con presión finita. Encontramos que la presión del medio ambiente produce un corte en las alas del nudo cometario, dando como resultado nudos \rellenitos" para un gran intervalo de números de Mach del flujo. Derivamos una relación entre el cociente \largo a ancho" del plasmón y el número de Mach M del flujo, el cual podría ser usado para derivar directamente M de observaciones de nudos cometarios apropiados.

Abstract High velocity clumps joined to the outflow source by emission with a “Hubble law” ramp of linearly increasing radial velocity vs. distance are observed in some planetary nebulae and in some outflows in star formation regions. We propose a simple model in which a “clump” is ejected from a source over a period τ 0, with a strong axis to edge velocity stratification. This non-top hat cross section results in the production of a highly curved working surface (initially being pushed by the ejected material, and later coasting along due to its inertia). From both analytic models and numerical simulations we find that this working surface has a linear velocity vs. position ramp, and therefore reproduces in a qualitative way the “Hubble law clumps” in planetary nebulae and outflows from young stars.

Resumen Nudos de alta velocidad unidos a la fuente del flujo por una emisión con una rampa de “ley de Hubble” de velocidades radiales con crecimiento lineal en función de la distancia se observan en algunas nebulosas planetarias y en algunos flujos en regiones de formación estelar. Proponemos un modelo simple en el que un “nudo” es expulsado de una fuente en un período τ 0, con una fuerte estratificación de velocidades del eje al borde. Esta estratificación tiene como resultado una superficie de trabajo curvada (inicialmente empujada por el material expulsado, y luego moviéndose bajo su propia inercia). Tanto en los modelos analíticos como en las simulaciones numéricas encontramos que esta superficie de trabajo tiene una dependencia lineal de velocidad vs. posición; por lo tanto, se reproducen cualitativamente los “nudos con ley de Hubble” en nebulosas planetarias y en flujos de estrellas jóvenes.

ABSTRACT We study the problem of a Herbig-Haro jet with a uniformly accelerating ejection velocity, travelling into a uniform environment. For the ejection density we consider two cases: a time-independent density, and a time-independent mass loss rate. For these two cases, we obtain analytic solutions for the motion of the jet head using a ram-pressure balance and a center of mass equation of motion. We also compute axisymmetric numerical simulations of the same flow, and compare the time-dependent positions of the leading working surface shocks with the predictions of the two analytic models. We find that if the jet is over-dense and over-pressured (with respect to the environment) during its evolution, a good agreement is obtained with the analytic models, with the flow initially following the center of mass analytic solution, and (for the constant ejection density case) at later times approaching the ram-pressure balance solution.

RESUMEN Estudiamos el problema de un yet Herbig-Haro uniformemente acelerado, que se mueve a través de un medio homogéneo. Consideramos dos casos para la densidad de expulsión: una densidad independiente del tiempo, y una tasa de pérdida de masa constante. En ambos casos utilizamos los formalismos de equilibrio de presión hidrodinámica y de posición de centro de masa para obtener soluciones analíticas. También realizamos simulaciones numéricas de este flujo, y comparamos la dependencia temporal de la posición de los choques que conforman la superficie de trabajo con las predicciones analíticas. Encontramos que si la densidad y la presión del yet son mayores que los correspondientes valores del medio, durante toda la evolución, entonces se obtiene una buena coincidencia con los modelos analíticos: en un inicio el flujo sigue la solución analítica de centro de masa y en tiempos posteriores se acerca a la solución de equilibrio de presión hidrodinámica.

ABSTRACT We present Spitzer (IRAC) images and a VLT 2.1 μm image of the HH 212 outow. We find that this outow has a strong symmetry, with jet/counterjet knot pairs with ∆x < 1´´ position offsets. We deduce that the jet/counterjet knots are ejected with time differences ∆τ0 ≈ 6 yr and velocity differences ∆τ0 ≈ 2 km s-1. We also analyze the deviations of the knot positions perpendicular to the outow axis, and interpret them in terms of a binary orbital motion of the outow source. Through this model, we deduce a ≈ 0:7 Mʘ mass for the outow source, and a separation of ≈ 80 AU between the components of the binary (assuming equal masses for the two components). Finally, using the IRAC data and the VLT 2.1 μm image we measure the proper motion velocities, obtaining values from 50 to 170 km s-1.

RESUMEN Presentamos imágenes del Spitzer (IRAC) y una imagen del VLT a 2.1 μm del flujo HH 212. Encontramos que este flujo tiene una fuerte simetría, con pares de nudos en el chorro/contrachorro con diferencias de posición ∆x < 1´´. Deducimos que los pares de nudos chorro/contrachorro son expulsados con diferencias de tiempo ∆τ0 ≈ 6 yr y de velocidad ∆τ0 ≈2 km s-1. También analizamos las desviaciones de las posiciones de los nudos perpendiculares al eje del flujo, y las interpretamos como resultado de un movimiento binario orbital de la fuente. A través de este modelo, deducimos una masa de ≈ 0:7 Mʘ para la fuente, y una separación de ≈ 80 AU para la binaria (suponiendo masas iguales para sus dos componentes). Finalmente, usamos los datos de IRAC y la imagen del VLT a 2.1 μm para medir las magnitudes de los movimientos propios, obteniendo valores de 50 a 170 km s-1.

ABSTRACT: We present a (previously unpublished) 1.5 µm archival HST image of the HH 34 Herbig-Haro jet, in which the northern counterjet is seen at an unprecedented angular resolution of ≈ 0.1′′ (this counterjet had only been imaged previously at lower resolution with Spitzer). The jet/counterjet structure observed in this image shows evidence of low-amplitude, point-symmetric deviations from the outflow axis, indicating the presence of a precession in the ejection direction. We use the ratios between the 1.5 and 4.5 µm intensities of the emitting knots (from the HST image and from a previously published 4.5 µm Spitzer image) to obtain an estimate of the spatial dependence of the optical extinction to the HH 34 jet/counterjet system. We find evidence for extinction from a central, dense core surrounding the outflow source and from a more extended region in the foreground of the HH 34 counterjet.

RESUMEN: Presentamos una imagen del chorro Herbig-Haro HH 34 (inédita) a 1.5 µm del archivo del HST, en la que el contrachorro norte se detecta con una resolución angular sin precedentes de ≈ 0.1′′ (las únicas imagenes previas de este contra-chorro, obtenidas con el Spitzer, tienen una menor resolución). La estructura de chorro/contrachorro observada en esta imagen muestra evidencia de desviaciones de baja amplitud, con simetría de punto con respecto al eje del flujo, e indica la presencia de una precesión en la dirección de la expulsión. Usamos cocientes entre los flujos a 1.5 y 4.5 µm de los nudos emisores (obtenidos de la imagen del HST y de una imagen a 4.5 µm del Spitzer publicada previamente) para obtener una estimación de la dependencia espacial de la extinción óptica del sistema chorro/contrachorro HH 34. Encontramos evidencia de extinción debida a un núcleo denso rodeando a la fuente del flujo y a una zona más extendida situada enfrente del contrachorro de HH 34.

Abstract We have used three epochs of red [S II] and Hα Hubble Space Telescope (HST) archival images of HH 47 to determine the proper motion velocities of the knots along the jet. With the three available epochs we compute two sets of proper motions (one using the first two epochs, and the second one using the last two epochs). Somewhat surprisingly, we find that the [S II] proper motion velocities show a significant decrease as a function of increasing time. The knots present decelerations of up to ≈ 50% over the 14 years covered by the three epochs of HST images. This rather dramatic effect might be a result of a variable ejection direction (which would be consistent with the sinuous morphology of the HH 47 jet), leading to the direct interaction of the knots with the surrounding environment.

Resumen Hemos usado tres épocas de imágenes de las lineas rojas de [S II] y de Hα del archivo del telescopio espacial Hubble (HST) del objeto HH 47 para determinar las velocidades de movimiento propio de los nudos a lo largo del chorro. Con las tres épocas disponibles, determinamos dos conjuntos de movimientos propios (uno usando las dos primeras épocas, y el otro usando las dos últimas). Sorprendentemente, encontramos que las velocidades obtenidas para [S II] muestran un descenso significativo en función del tiempo. Los nudos muestran deceleraciones de hasta ≈ 50% en los 14 años cubiertos por las tres épocas de imágenes del HST. Este dramático efecto podría ser el resultado de una dirección de eyección variable (que podría ser consistente con la morfología sinuosa del chorro de HH 47), lo que conduce a una interacción directa de los nudos con el medio ambiente circundante.

Abstract We have calculated the wavelet spectra of four epochs (spanning ≈ 20 yr) of Hα and [S II] HST images of HH 1 and 2. From these spectra we calculated the distribution functions of the (angular) radii of the emission structures. We found that the size distributions have maxima (corresponding to the characteristic sizes of the observed structures) with radii that are logarithmically spaced with factors of ≈ 2 → 3 between the successive peaks. The positions of these peaks generally showed small shifts towards larger sizes as a function of time. This result indicates that the structures of HH 1 and 2 have a general expansion (seen at all scales), and/or are the result of a sequence of merging events resulting in the formation of knots with larger characteristic sizes.

Resumen Hemos calculado el espectro de wavelet de cuatro-epocas (cubriendo ≈ 20 años) de imágenes de Hα y [S II] de HH 1 y 2 obtenidas con el HST. De estos espectros, calculamos funciones de distribución de los radios (angulares) de las estructuras emisoras. Encontramos que las distribuciones de tamaño tienen máximos (correspondientes a los tamaños característicos de las estructuras observadas) con radios espaciados logarítmicamente con factores de ≈ 2 → 3 entre picos sucesivos. Las posiciones de estos picos generalmente muestran pequeños corrimientos, hacia tamaños mayores en función del tiempo. Este resultado indica que las estructuras de HH 1 y 2 tienen una expansión (a todas las escalas) y/o son el resultado de una secuencia de eventos de fusión, que tiene como resultando la formación de nudos de mayores tamaños característicos.

Abstract KIMYA is a new code for solving the system of differential equations describing the temporal behavior of a chemical network. This paper presents a simple and easy to implement numerical method and tests of its accuracy. KIMYA was designed for incorporating a chemical network into multi-dimensional gasdynamical simulations. In order to test our code we compute three numerical simulations: a model of the chemical evolution of a dark cloud (which we compare with previous calculations), and a model of nitric oxide formation during a lightning discharge simulated with a laser pulse. The latter is done with both a single parcel calculation, as well as a fully hydrodynamical/chemical model, which we compare with results from a laboratory experiment.

Resumen KIMYA es un nuevo código para resolver el sistema de ecuaciones diferenciales que describe el comportamiento temporal de una red química. En este artículo presentamos un método numérico sencillo y fácil de implementar, y una evaluación de su precisión. KIMYA fue diseñado para incorporar una red química en simulaciones hidrodinámicas multidimensionales. Para probar nuestro código hacemos tres simulaciones numéricas: un modelo de la evolución química de una nube oscura (el cual comparamos con cálculos anteriores) y un modelo de la formación deóxido nítrico durante una descarga de relámpago simulada con un pulso de láser. Este último lo hacemos tanto con un cálculo de una única parcela, como dentro de un cálculo hidrodinámico/químico, y lo comparamos con resultados de un experimento de laboratorio.

Abstract We analyze an Hα image of the HH 1/2 region of unprecedented depth. In this image, the outflows and other emission structures of this region are clearly seen. We focus on a description of the “hill’, which is an approximately circular feature directly to the SW of HH 2. Through an analysis of our Hα image and IR images (obtained with the IRAC camera of the Spitzer telescope), we show that while the “hill” is consistent with previous interpretations of this object as a PDR (excited by the UV radiation of HH 2), it also shows features implying that the partially photo-dissociated molecular clump is embedded in an environment which is streaming from N to S. This motion might be the result of the expansion of the Orion nebula, or of an uncollimated, outwards directed flow from the central region of the HH 1/2 system.

Resumen Analizamos una imagen de Hα de la región de HH 1/2 de mayor profundidad que todas las imágenes previas. En esta imagen se ven claramente los flujos y otras estructuras emisoras de esta región. Nos enfocamos en una descripción de la “colina”, que es una estructura aproximadamente circular directamente al SO de HH 2. Mediante un análisis de nuestra imagen de Hα y de imágenes IR (obtenidas con la cámara IRAC del telescopio Spitzer), mostramos que si bien la “colina” es congruente con interpretaciones previas de este objeto como una PDR (excitada por la radiación ultravioleta de HH 2), también muestra estructuras que implican que la nube parcialmente fotodisociada está inmersa en un medio ambiente que fluye de norte a sur. Este movimiento podría ser el resultado de la expansión de la nebulosa de Orión, o de un flujo no colimado de la región central del sistema HH 1/2.

Abstract We present a comparison between the time-evolution over the past ≈ 20 years of the radio continuum and Hα emission of HH 1 and 2. We find that the radio continuum and the Hα emission of both objects show very similar trends, with HH 1 becoming fainter and HH 2 brightening quite considerably (by about a factor of 2). We also find that the FHα/Fff (Hα to free-free continuum) ratio of HH 1 and 2 has higher values than the ones typically found in planetary nebulae (PNe), which we interpret as an indication that the Hα and free-free emission of HH 1/2 is produced in emitting regions with lower temperatures (≈ 2000 K) than the emission of PNe (with ≈ 104 K).

Resumen Presentamos una comparación entre la evolución temporal en los pasados ≈ 20años de la emisión de radio continuo y de Hα de HH 1 y 2. Encontramos que el radio continuo y Hα de los dos objetos muestran evoluciones similares, con HH 1 debilitándose y HH 2 volviéndose considerablemente más brillante (aproximadamente un factor de 2). También encontramos que el cociente FHα/Fff (entre Hα y el radio continuo) de HH 1 y 2 tiene valores mayores que los encontrados típicamente en nebulosas planetarias (PNe), lo cual interpretamos como una indicación de que la emisión libre-libre y de Hα de HH 1/2 se produce en regiones emisoras con temperaturas menores (≈ 2000 K) que la emisión de las PNe (con ≈ 104 K).

ABSTRACT We describe a new method for determining proper motions of extended objects, and a pipeline developed for the application of this method. We then apply this method to an analysis of four epochs of [S II] HST images of the HH 1 jet (covering a period of ≈ 20 yr). We determine the proper motions of the knots along the jet, and make a reconstruction of the past ejection velocity time-variability (assuming ballistic knot motions). This reconstruction shows an “acceleration” of the ejection velocities of the jet knots, with higher velocities at more recent times. This acceleration will result in an eventual merging of the knots in ≈ 450 yr and at a distance of ≈ 80′′ from the outflow source, close to the present-day position of HH 1.

RESUMEN Describimos un nuevo método para determinar movimientos propios de objetos extendidos, y un código que desarrollamos para la aplicación de este método. Aplicamos este método a un análisis de cuatro épocas de imágenes del HST de [S II] del chorro de HH 1 (que cubren un período de ≈ 20 años). Determinamos los movimientos propios de los nudos a lo largo del chorro, y hacemos una reconstrucción de la historia de la variabilidad de la velocidad de eyección (suponiendo nudos balísticos). La reconstrucción muestra una “aceleración” de la velocidad de eyección de los nudos del chorro, con velocidades mayores en tiempos más recientes. Esta aceleración tendrá como consecuencia que los nudos que ahora observamos a lo largo del chorro se junten en ≈ 450 años y a una distancia de ≈ 80′′ de la fuente, en un sitio cercano a la posici´on actual de HH 1.